Сім'я астероїдів
Сім'я астероїдів — це група астероїдів, які мають приблизно однакові орбітальні характеристики, такі, як велика піввісь, ексцентриситет і нахил орбіти. Астероїди, що входять до складу сім'ї, зазвичай, є фрагментами більших астероїдів, що зіткнулися в минулому та зруйнувалися в результаті цього зіткнення.
Особливості
Великі сім'ї можуть містити сотні великих астероїдів і багато дрібних, більшість з яких, імовірно, ще не відкрито. Дрібні сім'ї можуть містити лише близько десятка більш-менш великих астероїдів. Майже третина астероїдів головного астероїдного поясу (від 33 % до 35 %) входять до складу різних сімей.
На даний момент відкрито близько 20—30 сімей астероїдів (офіційно визнаних науковою спільнотою) і кілька десятків менших груп астероїдів, які не отримали офіційного визнання. Більшість сімей перебувають у головному поясі астероїдів, але є й такі, що трапляються за його межами, наприклад, сім'я Паллади, сім'я Угорщини, сім'я Фокеї[en], орбіти яких через занадто великі (занадто малі) радіуси або значні нахили лежать за межами поясу.
Одна з сімей була виявлена навіть серед транснептунових об'єктів у поясі Койпера, вона пов'язана з астероїдом Гаумеа[1]. Деякі дослідники вважають, що і троянські астероїди утворилися колись в результаті руйнування більшого тіла, але чітких доказів цього поки не знайдено.
Походження та еволюція
Сім'ї ймовірно є фрагментами великих астероїдів, які зіткнулися та, в результаті цього, зруйнувалися. У більшості випадків при зіткненні материнські астероїди руйнуються повністю, але існують і такі сім'ї, в яких материнський астероїд залишився. Якщо об'єкт, що зіткнувся з астероїдом, був не дуже великим, то він міг вибити численні дрібні фрагменти з астероїда, які потім і складають сім'ю, не руйнуючи його повністю. До таких належать сім'ї Вести, Гігеї і Массалії. Вони мають велике центральне тіло і багато дрібних астероїдів, вибитих з його поверхні. Деякі сім'ї, наприклад, сім'я Флори, мають дуже складну внутрішню структуру, яка досі не має задовільного пояснення. Можливо, вона пов'язана з тим, що відбулося не одне, а кілька великих зіткнень у різні історичні періоди.
З огляду на те, що всі астероїди сім'ї утворюються з одного материнського тіла, зазвичай, вони мають однаковий хімічний склад. Винятком є сім'ї, що утворилися з дуже великих астероїдів, де вже відбулася диференціація надр — тоді склад уламків залежатиме від глибини, з якої їх вибито. Яскравим представником такої сім'ї є сім'я Вести.
Термін існування астероїдних сімей становить близько одного мільярда років залежно від різних факторів (наприклад, невеликі астероїди залишають сім'ю швидше). Це в кілька разів менше віку Сонячної системи. Таким чином, раніше таких сімей могло бути набагато більше, а сучасні сім'ї астероїдів, по суті, є реліктами ранньої Сонячної системи[джерело?].
Існує дві основні причини розпаду астероїдної сім'ї: з одного боку — це поступове розсіювання орбіт астероїдів через збурюючі дії гравітації Юпітера, а з іншого — зіткнення астероїдів між собою та дроблення їх на дрібніші фрагменти. Невеликі астероїди легко піддаються дії різних незначних збурюючих впливів, таких, як ефект Ярковського, які через малу масу астероїда можуть істотно змінювати його орбіту за короткий проміжок часу, в результаті астероїд може поступово перейти на резонансну з Юпітером орбіту. Опинившись там, вони порівняно швидко викидаються ним за межі сім'ї. Попередні оцінки віку різних сімей дають розбіжність від декількох мільйонів (сім'я Каріни[ru]) до кількох мільярдів років. На думку вчених, у старих сім'ях дуже мало невеликих астероїдів. Відсутність маленьких астероїдів є основним критерієм визначення віку астероїдних сімей.
Вважається, що найстаріші сім'ї втратили майже всі свої дрібні та середні астероїди й складаються лише з найбільших астероїдів. Прикладом залишків таких сімей, можливо є астероїди 9 Метіда і 113 Амальтея. Одним із доказів великої поширеності сімей в минулому є результати хімічного аналізу залізних метеоритів. Вони показують, що колись існували, принаймні, від 50 до 100 великих астероїдів, в яких відбулася диференціація надр і які, після руйнування, стали джерелом таких метеоритів.
Визначення сімей
Якщо нанести відомі елементи орбіт астероїдів на діаграму залежності нахилу орбіти від ексцентриситету (або від великої півосі), можна легко помітити концентрації астероїдів у певних областях діаграми. Це і є сім'ї.
Японський астроном К. Хіраяма (1874—1943) вперше оцінив власні елементи орбіт астероїдів і першим 1918 року виявив п'ять найбільших сімей, що утворилися в результаті розпаду більшого астероїда. На його честь ці п'ять родин нині іноді називають родинами Хіраями.
На сьогодні використання спеціальних комп'ютерних програм обробки результатів спостережень дозволило вченим виявити десятки сімей астероїдів. Найефективнішими алгоритмами є «метод ієрархічної кластеризації» (англ. Hierarchical Clustering Method, скорочено HCM), який шукає астероїди з невеликою відстанню між собою або до основного астероїда, і «метод вейвлет-аналізу» (англ. Wavelet Analysis Method, скорочено WAM), який будує діаграму розподілу щільності астероїдів і знаходить концентрації на цій діаграмі.
Межі сімей бувають дуже розпливчастими, оскільки навколо перебуває ще багато інших астероїдів, то по краях вони поступово зливаються з загальним фоном головного поясу. Через це чисельність навіть відносно добре вивчених сімей астероїдів визначена лише приблизно, а приналежність до сім'ї астероїдів, що розташовуються поруч з нею, залишається точно невизначеною.
Крім того, деякі «випадкові» астероїди із загального навколишнього фону можуть якимось чином опинитися в центральних районах сім'ї. Оскільки справжні члени сім'ї повинні мати приблизно однаковий хімічний склад, виявити такі астероїди на підставі аналізу їх спектральних характеристик, які не будуть збігатися з основною масою астероїдів сім'ї, в принципі, цілком можливо. Найяскравішим прикладом цього випадку є мала планета 1 Церера, що у свій час вважалася головним представником сім'ї Гефіон[ru], яка тоді називалася на честь неї сім'єю Церери. Пізніше, однак, з'ясувалося, що Церера ніяк не стосується цієї сім'ї.
Спектральні характеристики можуть бути використані також для визначення приналежності астероїдів, що розташовуються в зовнішніх областях сім'ї, як це було зроблено для сім'ї Вести, яка має дуже складну структуру.
Список сімей
Див. також
Примітки
- ↑ Майкл Браун, Kristina M. Barkume, Darin Ragozzine & Emily L. Schaller, A collisional family of icy objects in the Kuiper belt, Nature, 446, (березень 2007), pp 294—296
- ↑ Doressoundiram A., Barucci M. A., Fulchignoni M. Eos family: A spectroscopic study. // Icarus. — 1998. — No. 131. — P. 15–31.
- ↑ В. Цаппала, Bendjoya P., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Manara A., Migliorini F. Fugitives from Eos family: First spectroscopic confirmation. // Icarus. — 2000. — No. 145. — P. 4–11.
- ↑ а б в г д е ж и к л м н п р с т у ф х ц Bus S. J. Compositional structure in the asteroid belt: Results of a spectroscopic survey.. — Массачусетський технологічний інститут.
- ↑ Lazzaro D., Mothé-Diniz T., Carvano J. M., Angeli C., Betzler, A. S., Florczac M., Cellino A., Di Martino M., Doressoundiram A., Barucci M. A., Dotto E., Bendjoya P. Eunomia family: A visible spectroscopic survey. // Icarus. — 1999. — No. 142. — P. 445–453.
- ↑ а б Florczac M., Barucci M. A., Doressoundiram A., Lazzaro D., Angeli C. A., Dotto E. A visible spectroscopic survey of the Flora clan. // Icarus. — 1998. — No. 133. — P. 233–246.
- ↑ Mothé-Diniz T., Di Martino M., Bendjoya P., Doressoundiram A., Migliorini F. Rotationally resolved spectra of 10 Hygiea and a spectroscopic study of the Hygiea family. // Icarus. — 2001. — No. 152. — P. 117–126.
- ↑ В. Цаппала, Cellino A., Di Martino M., Migliorini F., Paolicchi P. Maria’s family: Physical structure and possible implications for the origin of giant NEAs. // Icarus. — 1997. — No. 129. — P. 1–20.
- ↑ Binzel R. P., Xu S. Chips off asteroid 4 Vesta: Evidence for the parent body of basaltic achondrite meteorites. // Science. — 1993. — No. 260. — P. 186–191.
- ↑ Di Martino M., Migliorini F., В. Цаппала, Manara A., Barbieri C. Veritas asteroid family: Remarkable spectral differences inside a primitive parent body. // Icarus. — 1997. — No. 127. — P. 112–120.
- ↑ Migliorini F., Manara A., Di Martino M., Farinella P. The Hoffmeister family: Inferences from physical data. // Astron. Astrophys.. — 1996. — No. 310. — P. 681–685.
- ↑ Burbine T. H., Gaffey M. J., Bell J. F. S-asteroids 387 Aquitania and 980 Anacostia: Possible fragments of the breakup of a spinel-bearing parent body with CO3/CV3 affinities. // Meteoritics. — 1992. — No. 27. — P. 424–434.
Література
- Bendjoya, Philippe; and Вінченцо Цаппала; «Asteroid Family Identification», in Asteroids III, pp. 613—618, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- В. Цаппала та ін. «Physical and Dynamical Properties of Asteroid Families», in Asteroids III, pp. 619—631, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- A. Cellino et al. «Spectroscopic Properties of Asteroid Families», in Asteroids III, pp. 633—643, University of Arizona Press (2002), ISBN 0-8165-2281-2
- Hirayama, Kiyotsugu; «Groups of asteroids probably of common origin», Astronomical Journal, Vol. 31, No. 743, pp. 185—188 (October 1918).
- Nesvorný, David; Bottke Jr., William F.; Dones, Luke; and Levison, Harold F.; «The recent breakup of an asteroid in the main-belt region», Nature, Vol. 417, pp. 720—722 (June 2002).
- Вінченцо Цаппала; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Knežević, Zoran; «Asteroid families I — Identification by hierarchical clustering and reliability assessment», Astronomical Journal, Vol. 100, p. 2030 (December 1990).
- Вінченцо Цаппала; Cellino, Alberto; Farinella, Paolo; and Milani, Andrea; «Asteroid families II — Extension to unnumbered multiopposition asteroids», Astronomical Journal, Vol. 107, pp. 772—801 (February 1994)
- В. Цаппала та ін. Asteroid Families: Search of a 12,487-Asteroid Sample Using Two Different Clustering Techniques, Icarus, Vol. 116, p. 291 (1995.)
- M. S. Kelley & M. J. Gaffey 9 Metis and 113 Amalthea: A Genetic Asteroid Pair, Icarus Vol. 144, p. 27 (2000).
Посилання
- Planetary Data System — Asteroid Families dataset, as per the Zappalà 1995 analysis.
- Latest calculations of proper elements for numbered minor planets at astDys.
- Asteroid (and Comet) Groups by Petr Scheirich (with excellent plots).